energi som frigörs i fusionsreaktioner

hastighet och utbyte av fusionsreaktioner

energiutbytet för en reaktion mellan kärnor och hastigheten för sådana reaktioner är båda viktiga. Dessa kvantiteter har ett djupt inflytande inom vetenskapliga områden som kärnastrofysik och potentialen för kärnproduktion av elektrisk energi.

när en partikel av en typ passerar genom en samling partiklar av samma eller olika typ finns det en mätbar chans att partiklarna kommer att interagera. Partiklarna kan interagera på många sätt, såsom helt enkelt spridning, vilket innebär att de ändrar riktning och utbyter energi, eller de kan genomgå en kärnfusionsreaktion. Måttet på sannolikheten för att partiklar kommer att interagera kallas tvärsnittet, och storleken på tvärsnittet beror på typen av interaktion och partiklarnas tillstånd och energi. Produkten av tvärsnittet och atomdensiteten hos målpartikeln kallas det makroskopiska tvärsnittet. Det inversa av det makroskopiska tvärsnittet är särskilt anmärkningsvärt eftersom det ger det genomsnittliga avståndet En infallande partikel kommer att resa innan den interagerar med en målpartikel; detta inversa mått kallas den genomsnittliga fria vägen. Tvärsnitt mäts genom att producera en stråle av en partikel vid en given energi, vilket gör att strålen kan interagera med ett (vanligtvis tunt) mål tillverkat av samma eller ett annat material och mäta avböjningar eller reaktionsprodukter. På detta sätt är det möjligt att bestämma den relativa sannolikheten för en typ av fusionsreaktion jämfört med en annan, liksom de optimala betingelserna för en viss reaktion.tvärsnitten av fusionsreaktioner kan mätas experimentellt eller beräknas teoretiskt, och de har bestämts för många reaktioner över ett brett spektrum av partikelenergier. De är välkända för praktiska fusionsenergiapplikationer och är ganska välkända, men med luckor, för stjärnutveckling. Fusionsreaktioner mellan kärnor, var och en med en positiv laddning av en eller flera, är de viktigaste för både praktiska tillämpningar och nukleosyntesen av ljuselementen i Stjärnornas brinnande stadier. Ändå är det välkänt att två positivt laddade kärnor avvisar varandra elektrostatiskt—dvs de upplever en repulsiv kraft omvänt proportionell mot kvadraten på avståndet som skiljer dem. Denna repulsion kallas Coulomb-barriären (se Coulomb-kraft). Det är högst osannolikt att två positiva kärnor kommer att närma sig varandra tillräckligt nära för att genomgå en fusionsreaktion om de inte har tillräcklig energi för att övervinna Coulomb-barriären. Som ett resultat är tvärsnittet för fusionsreaktioner mellan laddade partiklar mycket litet om inte partiklarnas energi är hög, minst 104 elektronvolt (1 ev 1.602 10-19 Joule) och ofta mer än 105 eller 106 ev. Detta förklarar varför en stjärnas centrum måste vara varmt för att bränslet ska brinna och varför bränsle för praktiska fusionsenergisystem måste värmas upp till minst 50 000 000 Kelvin (K; 90,000,000 xnumx xnumx kg). Först då kommer en rimlig fusionsreaktionshastighet och effekt att uppnås.

fenomenet Coulomb-barriären förklarar också en grundläggande skillnad mellan energiproduktion genom kärnfusion och kärnklyvning. Medan fission av tunga element kan induceras av antingen protoner eller neutroner, är generering av fissionsenergi för praktiska tillämpningar beroende av neutroner för att inducera fissionsreaktioner i uran eller plutonium. Utan elektrisk laddning är neutronen fri att komma in i kärnan även om dess energi motsvarar rumstemperatur. Fusionsenergi, som förlitar sig på fusionsreaktionen mellan ljuskärnor, inträffar endast när partiklarna är tillräckligt energiska för att övervinna Coulombs repulsiva kraft. Detta kräver produktion och uppvärmning av de gasformiga reaktanterna till det höga temperaturtillståndet som kallas plasmatillståndet.